Фізика і астрономія. Рівень стандарту. 11 клас. Засєкіна

§ 51. Зорі. Еволюція зір

Фізичні параметри зір. Різноманітність світу зір тривалий час залишалася прихованою від людського ока. Розвиток фізики й конструювання заснованих на фізичних основах астрономічних приладів допомогли усвідомити, наскільки зорі різні.

Основними фізичними параметрами зорі, які можуть бути тим чи тим способом визначені зі спостережень, є потужність її випромінювання (в астрономії світність), маса, радіус, температура і хімічний склад. Перелічені параметри змінюються в дуже широких межах. Для зручності параметри зір порівнюють з відповідними параметрами Сонця. Так, маси відомих зір лежать у межах від 0,01-0,03 до 60-70 сонячних мас. У своїх розмірах зорі демонструють ще більше розмаїття. За розмірами розрізняють: зорі-надгіганти (мають найбільший розмір), зорі-гіганти, зорі-карлики (Сонце — це зоря-карлик), нейтронні зорі (зовсім малі). На малюнку 216 відображено розміри деяких зір у порівнянні.

Мал. 216. Розміри деяких зір у порівнянні

Якби зоря Бетельгейзе опинилася на місці Сонця, то зайняла б собою частину Сонячної системи аж до орбіти Марса.

Ще ширший діапазон значень світності зір. У порівнянні із Сонцем світність деяких яскравих зір має такі значення:

Сонце

Альтаїр

Сіріус

Вега

Арктур

Капелла

Полярн

Бетельгейзе

Рігель

1

10

23

54

102

150

17 600

25 000

70 000

За кольором і температурою зорі поділяють на:

  • блакитні (найбільш розжарені з температурою більше 30 000 К);
  • білі (з температурою 10 000 К);
  • жовті (з температурою 6000 К, Сонце — жовта зоря);
  • червоні (найхолодніші з температурою близько 3000 К).

За розташуванням: поодинокі та кратні — зв’язані силами тяжіння (подвійні, потрійні тощо).

За часом свого розвитку: давні та молоді.

За фізичними властивостями речовини в надрах: нормальні зорі, білі карлики й нейтронні зорі.

Усі параметри зорі між собою пов’язані. Упродовж свого існування зоря змінює масу, розміри, світність, температуру. Простежити життя зорі від початку до кінця неможливо, проте можна спостерігати багато зір, що перебувають на певних стадіях розвитку, і за цими даними відновити еволюційний шлях кожної зорі.

На початку XVII ст. німецький астроном Йоганн Байєр (1572-1625) позначив у своєму зоряному атласі зорі в сузір’ях літерами грецької абетки α (альфа), β (бета), γ (гамма) і т. д. в міру зменшення їхньої яскравості.

Неозброєним оком помітно, що видима яскравість зір різна: одні зорі дуже яскраві й чітко виділяються поміж інших, інші — менш яскраві, а є й дуже слабкі, ледве помітні неозброєним оком. Більшість зір доступна для спостережень лише в телескоп. Як окомірну оцінку світлової енергії, яка надходить від світил, взято спеціальну зоряну шкалу величин, започатковану давньогрецьким астрономом Гіппархом (II ст. до н. е.). Гіппарх поділив усі видимі зорі за яскравістю на 6 своєрідних класів — 6 зоряних величин. Найяскравіші зорі Гіппарх назвав зорями 1-ї величини, менш яскраві — зорями 2-ї величини і т.д., а ледве помітні — 6-ї величини. Тобто, що яскравіший об’єкт, то менша його видима зоряна величина. Дуже яскраві небесні світила мають від’ємну зоряну величину.

Слово «видима» в назві означає лише те, що зоряна величина спостерігається із Землі, і не дає інформації про справжню потужність джерела світла (наприклад, близька свічка краще освітлює текст, ніж далека електрична лампа). Тому для характеристики зір введено абсолютну зоряну величину.

Абсолютна зоряна величина — це така зоряна величина, яку б мала зоря, якби перебувала від нас на відстані 10 парсек (32,6 світлового року).

У визначенні цього поняття застосовують термін парсек (пк) та світловий рік (св. р.). З’ясуємо, що це таке і як визначають відстані до небесних світил в астрономії. Розглянемо малюнок 217, а. Кут π, під яким із зорі було б видно середній радіус земної орбіти, за умови, що напрямок на зорю перпендикулярний до радіуса, називається річним паралаксом зорі. Термін парсек (пк) утворено від слів «паралакс» і «секунда». Це така відстань, з якої середній радіус земної орбіти видно під кутом 1" (секунда дуги).

Мал. 217. Паралакси: а — річний; б — горизонтальний

1 пκ ≈ 3,26 св. роки ≈ 206 265 а.ο. ≈ 3,08 · 1016 м;

1 а. ο. (астрономічна одиниця) = 149 597 870,7 км —

це середня відстань від Землі до Сонця;

1 св. р. (світловий рік) ≈ 9,46 · 1015 м —

це відстань, яку проходить світло за один рік,

поширюючись зі швидкістю 300 000 км/с.

Відстань найближчої до Землі зорі Проксима (що так і перекладається з грецької як «найближча») становить 1,3 пк ≈ 4,2 св. р. Проте українці зможуть її побачити, подорожуючи до Південної півкулі Землі. З яскравих зір, які можна бачити з території України, найближче до нас перебуває зоря Сіріус (α Великого Пса), відстань до якої 2,6 пк ≈ 8,8 св. р.

Послідовність зір за видимою зоряною величиною має такий вигляд:

Сонце, Сиріус, Арктур, Вега, Капелла, Альтаїр.

А якби всі ці зорі розташовувалися на відстані 10 пк, то послідовність найяскравіших уже була б іншою:

Капелла, Арктур, Вега, Сиріус, Альтаїр, Сонце.

Відстані до планет Сонячної системи були визначені в XVII ст. завдяки вимірюванню горизонтального паралаксу (мал. 217, б). Горизонтальний паралакс — це кут між напрямком на світило (що лежить на горизонті) з якої-небудь точки земної поверхні й напрямком із центра Землі.

Спектральна класифікація зір. Головним джерелом інформації про зорю є її випромінювання. За допомогою спектрального аналізу можна встановити якісний і кількісний хімічний склад світила, його температуру, наявність магнітного поля, швидкість руху та багато іншого. Сонце та інші зорі оточені газовими атмосферами. Неперервний спектр їхньої видимої поверхні перетинається темними лініями поглинання, які виникають, коли проміння проходить через атмосферу зір та атмосферу Землі. Виявилося, що за хімічним складом зорі практично однакові: 73 % — Гідроген, 25 % — Гелій, 2 % — інші елементи.

Отже, зорі мають різну ефективну температуру1 й різний візуальний колір (мал. 218, с. 242: від яскраво-блакитного (гарячі зорі з Teff = 60 000-50 000 К) до темно-червоного (холодні зорі з Тeff = 3000-1000 К). Є окремий клас зір — коричневі карлики, які випромінюють енергію тільки в інфрачервоній частині спектра.

1 Ефективна температура, Teff — це температура абсолютно чорного тіла, яке створює потік випромінювання на різних довжинах хвиль такої само потужності, що й реальне тіло.

Мал. 218. Інтенсивність випромінювання зір з різною температурою

Застосовуючи спектрограф, потік випромінювання від зорі розкладають у спектр і вимірюють за допомогою ПЗЗ матриці. Коли спектри було розміщено в ряд, то два сусідні спектри були мало відмінні між собою, але на кінцях ряду вони були разюче несхожими (мал. 219, с. 242). Потім цей ряд було поділено на сім окремих класів і кожний з них позначено літерою в такій послідовності: О—В—А—F—G—К—М (англійське прислів’я: «Oh, Be A Fine Girl, Kiss Me» — «О, будь гарною дівчиною, поцілуй мене»).

Мал. 219. Поділ спектрів на класи

Такий поділ спектрів на класи з невеликими змінами й доповненнями використовують дотепер і називають гарвардською класифікацією зоряних спектрів (табл. 14).

Таблиця 14

Клас

Температура, К

Дійсний колір

Видимий колір

О

30 000-60 000

блакитний

блакитний

В

10 000-30 000

біло-блакитний

біло-блакитний і білий

А

7500-10 000

білий

білий

F

6000-7500

жовто-білий

білий

G

5000-6000

жовтий

жовтий

К

3500-5000

помаранчевий

жовто-помаранчевий

М

2000-3500

червоний

помаранчево-червоний

Кожний спектральний клас поділяється на 10 підкласів: A0, A1... А9.

Після того, як астрономи змогли фіксувати випромінювання зір в інфрачервоній частині спектра й виявили нові типи зір, для їх класифікації після класу М були введені клас L для коричневих і клас Т для холодних червоних карликів. А також клас Y — для субкоричневих карликів.

Діаграма спектр-світність. На початку XX ст. данський астроном Ейнар Герцшпрунг і дещо пізніше — американський астрофізик Генрі Рассел виявили залежність між виглядом спектра і світністю зір. Цю залежність вони ілюстрували графіком, на якому вздовж вертикальної осі відкладають світність зорі (абсолютну зоряну величину), а вздовж горизонтальної — спектральний клас (температуру). Так з’явилася діаграма (мал. 220), що показує зв’язок двох зоряних параметрів — спектрального класу (температури) і світності (абсолютної зоряної величини). Її називають діаграмою спектр-світність або (на честь обох учених) діаграмою Герцшпрунга — Рассела (Г — Р).

Мал. 220. Діаграма спектр-світність

Значна частина зір на діаграмі Г — Р розміщена вздовж діагональної смуги, що простягається з верхнього лівого кута в нижній правий. Її названо головною послідовністю, а зорі, що лежать на цій смузі, — зорями головної послідовності. Зазначимо, наше Сонце також є зорею головної послідовності та перебуває в тій її частині, що відповідає жовтим зорям.

Поза головною послідовністю праворуч угорі на діаграмі Г — Р розміщена зона червоних гігантів і надгігантів. Це холодні зорі (приблизно 3000° К), що мають набагато більші світності, ніж зорі з такою ж температурою на головній послідовності. Пояснення цієї розбіжності просте: ці зорі мають більші світності через більші розміри. Аналогічно, відмінністю в розмірах можна пояснити значно меншу, ніж у зір головної послідовності, світність групи гарячих білих зір, що є в лівому нижньому куті на тій же діаграмі. Це — білі карлики, дуже компактні зорі з великою густиною й розмірами в десятки чи то й сотні разів меншими від розмірів Сонця. Речовина білих карликів і ядер деяких червоних гігантів і надгігантів має таку велику густину, що газ, з якого вона складається, перебуває у «виродженому» стані. За такого стану ядра атомів в одиниці об’єму запаковані набагато щільніше, ніж у звичайному газі, а тиск газу не залежить від його температури. Тобто тиск залишається високим, навіть якщо температура газу спадає до нуля. Середня густина білих карликів набагато г вища за густину нормальних зір — у середньому 106 г/см3.

Діаграма спектр-світність, демонструючи залежність зоряних параметрів (температура на поверхні та в ядрі, світність, тривалість життя) від початкової маси зорі, дає можливість простежити весь її життєвий шлях від «народження» до «смерті».

Зоря починає своє існування як холодна, розріджена туманність міжзоряного газу. Потім ця туманність стискається унаслідок тяжіння і поступово набуває форму кулі. Коли температура в центрі досягає близько 10 млн К, починаються термоядерні реакції, і стиснення припиняється, бо від цих реакцій утворюється тиск, який перешкоджає подальшому стисненню зорі. Протозоря стає повноцінною зорею. Якщо маса протозорі була в кілька разів більша, ніж маса Сонця, то під час гравітаційного стиснення утворюються гарячі зорі спектральних класів О і В. Протозорі з такою початковою масою, як маса Сонця, під час гравітаційного стиснення нагріваються до температури 6000 К — зорі класів F і G. Протозорі з масою в кілька разів меншою, ніж сонячна, можуть перетворитися тільки на червоних карликів. Найменша маса, яка необхідна для початку термоядерних реакцій у надрах зорі, дорівнює майже 0,08 маси Сонця. Об’єкти меншої маси ніколи на зорі не перетворяться — вони будуть випромінювати енергію тільки в інфрачервоній частині спектра.

Утворенні зорі «посідають» свої місця на головній послідовності. Настає найстабільніша фаза їх життя, коли в ядрах зір відбувається синтез атомів гелію з атомів водню. Ця фаза становить майже 90 % тривалості життя будь-якої зорі.

За цих умов зоря не змінює своїх параметрів, бо інтенсивне випромінювання енергії з поверхні компенсується джерелом енергії в надрах — термоядерними реакціями. Такий процес триває доти, поки половина Гідрогену в ядрі не перетвориться на Гелій, і тоді інтенсивність термоядерних реакцій може зменшитися. Тривалість стаціонарної фази в житті зорі залежить знову-таки від її маси. Розрахунки показують, що такі зорі, як Сонце, у стані рівноваги світять не менш ніж 10 млрд років. Більш масивні зорі, у надрах яких термоядерні реакції протікають інтенсивніше, в рівновазі світять 100 млн років, а найдовше «мерехтять» маленькі червоні карлики — їхній вік може перевершувати 1011 років.

Кінцеві стадії еволюції зір. Кінцевий етап еволюції зорі також залежить від її маси. Якщо маса зорі у стані гравітаційної рівноваги більша половини, але менша двох мас Сонця, то після того як Гідроген у ядрі здебільшого «вигорить», термоядерні реакції перестають виробляти достатню кількість енергії, зоря знову починає стискатися, поки ядро знову не розігріється до температури, за якої починається вже інша термоядерна реакція — Гелій перетворюється на Карбон з виділенням більшої кількості енергії. Світність зорі зростає в десятки разів, вона розширюється («розпухає») — стає червоним гігантом. Коли ж закінчиться і Гелій, зорі просто «скидають» частину своєї маси (так формуються планетарні туманності), і на цьому етапі все залежить від маси зорі (мал. 221).

Мал. 221. Кінцеві стадії еволюції зір

Якщо маса зорі незначна (не перевищує 1,4 маси Сонця), то її ядро не спроможне втримати роздуту оболонку, яка поступово віддаляється, утворюючи планетарну туманність. Після остаточного розсіювання оболонки залишається лише гаряче ядро зорі — білий карлик. Ядерних джерел енергії в зорі немає, і вона ще дуже довго світить, повільно охолоджуючись. Такий шлях розвитку буде в Сонця: орієнтовно через 8 млрд років, пройшовши стадію червоного гіганта, воно стане білим карликом (мал. 222).

Мал. 222. Еволюція Сонця

Еволюція масивних зір проходить бурхливіше. Наприкінці свого існування така зоря може вибухнути надновою, а її ядро, різко стиснувшись, стане нейтронною зорею або чорною дірою.

Після спалаху зорі всі планети, які оберталися навколо неї, випаровуються і перетворюються на газопилову туманність, з якої в майбутньому може утворитися нове покоління зір. Тобто у Всесвіті спостерігається своєрідний кругообіг речовини: зорі — спалах зір — туманність — і знову народження молодих зір.

Про інші об’єкти Всесвіту читайте в електронному додатку.

ЗНАЮ, ВМІЮ, РОЗУМІЮ

1. Які зорі мають найвищу температуру на поверхні й до якого спектрального класу вони належать? 2. Зв’язок яких параметрів зорі показує діаграма Герцшпрунга — Рассела? 3. Коли параметри зорі залишаються сталими? 4. Скільки часу може світити Сонце у стані рівноваги? 5. Як гинуть зорі великої маси?